Солнце

Солнечная активность

Солнечная активность - совокупность явлений, переодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увиличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдается увиличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увиличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увиличение энергии,выделяющейся в области факела и флоккула,является следствием увиличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна,возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в виде маленьких чёрных точек - пор. Многие из них вскоре исчезают,и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тясяч километров и состоит из тёмной центральной части - тени и волокнистой полутени.

Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей,достигающих в области тени наибольшей напряжённости в несколько тысяч экстред. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля,целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется,и силовые линии в ней расходятся,как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление,близкое к горизонтальному. Полное,сумарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается лавлением окружающей фотосферы,поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим,чем в фотосфере Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того,магнитное поле подавляет конвективные движения газа,переносящие энергию из глубины вверх.

Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000К. Пятно как бы охлаждённая и скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами,в которых,однако,выделяются два больших пятна. Одно,нибольшее, - на западе,а другое,чуть поменьше,- на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биополярной,потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля,которая в виде гиганской петли вынырнула из-под фотосферы,оставив концы где-то в ненаблюдаемых,глубоких слоях. То пятно,которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы,имеет северную полярность,а то,в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную. Самое мощное проявление фотосферы - это вспышки.

Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны,расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка - это взрыв,вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа.Хотя детально физические процессы,приводящие к возникновению вспышек,ещё не изучены,ясно,что они имеют электромагнитную природу.

Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы - сравнительно плотные облака газов,возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гиганской светящейся арки,опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного,чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимся под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля,а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны со взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы в корону. Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности,периодически изменяется. Существует множество различных удобных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа.

Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен,наблюдаемых в данный момент на Солнце,и удесятерённого числа групп,которые они образуют. Период времени,когда количество центров активности наибольшее называют максимумом солнечной активности,а когда их совсем нет или почти совсем нет - минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет.Это составляет так называемый 11-ти летний цикл солнечной активности.

перейти к началу страницы